Premainsequencestjärna

Premainsequencestjärna är en stjärna i den tidiga utvecklingsfasen efter protostjärnan och före att kärnfusion av väte har startat i kärnan. Under denna fas dras stjärnan samman av gravitation, och gravitationspotentialenergi omvandlas till värme samtidigt som stjärnan kontraherar. Den placeras vanligtvis ovanför huvudsekvensen i Hertzsprung-Russell-diagrammet och följer massberoende evolutionära spår mot huvudsekvensen när den når hydrodynamisk och termisk jämvikt.

Klassificering och kännetecken varierar med massa. Lågmassiga premainsequencestjärnor (mindre än cirka två solmassor) kallas ofta T Tauri-stjärnor; mellanmassiga stjärnor (ungefär 2–8 solmassor) kallas Herbig Ae/Be-stjärnor. De uppvisar ofta en omgivande disk och visar emissioner i spektrallinjer (såsom H-alfa) samt överskott i infrarött på grund av stoft och gas runt stjärnan. Variabilitet, accretionsprocesser och ofta bipolära utflöden är vanliga drag.

Energikällan under premain-sekvensen är i huvudsak gravitationell kontraktion (Kelvin-Helmholtz-mekanismen); när stjärnan kyls och samlade fusion uppnås i kärnan flyttas den så småningom mot huvudsekvensen. Tidsramen för att nå huvudsekvensen varierar kraftigt med massa, från cirka en miljon upp till flera titusentals miljoner år, beroende på stjärnans massa. Diskar som ofta följer med premainsequencestjärnor lifetimes på ungefär 1–10 miljoner år, vilket gör perioden viktig för studier av planetbildning.

Förekomsten och egenskaperna hos premainsequencestjärnor studeras i stjärnfödelseområden som Orion och Taurus. De syns ofta i infrarött och röntgen och fungerar som centrala testfall för teorier om stjärnbildning, tidig stellar evolution och diskernas/planeternas utveckling.